Siklus Hidup Bintang Kecil

Bintang benar-benar lahir dari debu bintang, dan karena bintang adalah pabrik yang memproduksi semua elemen berat, dunia kita dan segala isinya juga berasal dari debu bintang.

Awannya, yang sebagian besar terdiri dari molekul gas hidrogen, mengapung di ruang angkasa yang sangat dingin hingga gravitasi memaksanya untuk runtuh dan membentuk bintang.

Semua bintang diciptakan sama, tetapi seperti manusia, mereka datang dalam banyak variasi. Penentu utama karakteristik bintang adalah jumlah debu bintang yang terlibat dalam pembentukannya.

Beberapa bintang sangat besar, dan mereka memiliki kehidupan yang pendek dan spektakuler, sementara yang lain sangat kecil sehingga mereka hampir tidak memiliki massa yang cukup untuk menjadi bintang, dan ini memiliki umur yang sangat panjang. Siklus hidup bintang, seperti yang dijelaskan NASA dan otoritas antariksa lainnya, sangat bergantung pada massa.

Bintang yang kira-kira seukuran matahari kita dianggap sebagai bintang kecil, tetapi tidak sekecil merah kurcaci, yang memiliki massa sekitar setengah massa matahari dan hampir abadi seperti bintang Dapatkan.

Siklus hidup bintang bermassa rendah seperti matahari, yang diklasifikasikan sebagai bintang deret utama tipe-G (atau katai kuning), berlangsung sekitar 10 miliar tahun. Meskipun bintang sebesar ini tidak menjadi supernova, mereka mengakhiri hidup mereka dengan cara yang dramatis.

Gravitasi, kekuatan misterius yang membuat kaki kita terpaku ke tanah dan planet-planet berputar di orbitnya, bertanggung jawab atas pembentukan bintang. Di dalam awan gas dan debu antarbintang yang mengapung di sekitar alam semesta, gravitasi menyatukan molekul menjadi gumpalan kecil, yang melepaskan diri dari awan induknya menjadi protobintang. Terkadang keruntuhan dipicu oleh peristiwa kosmik, seperti supernova.

Berdasarkan peningkatan massanya, protobintang mampu menarik lebih banyak debu bintang. Kekekalan momentum menyebabkan materi yang runtuh membentuk piringan yang berputar, dan suhu the meningkat karena meningkatnya tekanan dan energi kinetik yang dilepaskan oleh molekul gas yang tertarik ke pusat.

Beberapa protobintang diyakini ada di Nebula Orion, di antara tempat-tempat lain. Yang sangat muda terlalu menyebar untuk terlihat, tetapi akhirnya menjadi buram saat menyatu. Saat ini terjadi, akumulasi materi memerangkap radiasi infra merah di inti, yang selanjutnya meningkatkan suhu dan tekanan, akhirnya mencegah lebih banyak materi jatuh ke inti.

Selubung bintang terus menarik materi dan tumbuh, sampai sesuatu yang luar biasa terjadi.

Sulit dipercaya bahwa gravitasi, yang merupakan gaya yang relatif lemah, dapat memicu rangkaian peristiwa yang mengarah pada reaksi termonuklir, tetapi itulah yang terjadi. Saat protobintang terus mengakresi materi, tekanan di inti menjadi sangat kuat sehingga hidrogen mulai melebur menjadi helium, dan protobintang menjadi bintang.

Munculnya aktivitas termonuklir menciptakan angin kencang yang berdenyut dari bintang di sepanjang sumbu rotasi. Materi yang beredar di sekeliling bintang dikeluarkan oleh angin ini. Ini adalah fase T-Tauri dari pembentukan bintang, yang ditandai dengan aktivitas permukaan yang kuat, termasuk suar dan letusan. Bintang dapat kehilangan hingga 50 persen massanya selama fase ini, yang bagi sebuah bintang seukuran matahari, berlangsung selama beberapa juta tahun.

Akhirnya, materi di sekeliling bintang mulai menghilang, dan apa yang tersisa bergabung menjadi planet. Angin matahari mereda, dan bintang mengendap dalam periode stabilitas pada deret utama. Selama periode ini, gaya luar yang dihasilkan oleh reaksi fusi hidrogen menjadi helium yang terjadi di inti menyeimbangkan tarikan gravitasi ke dalam, dan bintang tidak kehilangan atau memperoleh materi.

Sebagian besar bintang di langit malam adalah bintang deret utama, karena periode ini adalah yang terpanjang dalam rentang kehidupan bintang mana pun. Sementara di deret utama, sebuah bintang menggabungkan hidrogen menjadi helium, dan terus melakukannya hingga bahan bakar hidrogennya habis.

Reaksi fusi terjadi lebih cepat di bintang masif daripada di bintang yang lebih kecil, jadi bintang masif terbakar lebih panas, dengan cahaya putih atau biru, dan mereka terbakar untuk waktu yang lebih singkat. Sedangkan bintang seukuran matahari akan bertahan selama 10 miliar tahun, raksasa biru supermasif mungkin hanya bertahan selama 20 juta tahun.

Secara umum, dua jenis reaksi termonuklir terjadi pada bintang deret utama, tetapi pada bintang yang lebih kecil, seperti matahari, hanya satu jenis yang terjadi: rantai proton-proton.

Proton adalah inti hidrogen, dan di inti bintang, mereka bergerak cukup cepat untuk mengatasi tolakan elektrostatik dan bertabrakan untuk membentuk inti helium-2, melepaskan v-neutrino dan positron dalam proses. Ketika proton lain bertabrakan dengan inti helium-2 yang baru terbentuk, mereka melebur menjadi helium-3 dan melepaskan foton gamma. Akhirnya, dua inti helium-3 bertabrakan untuk menciptakan satu inti helium-4 dan dua proton lagi, yang melanjutkan reaksi berantai, jadi, secara keseluruhan, reaksi proton-proton mengkonsumsi empat proton.

Satu sub-rantai yang terjadi dalam reaksi utama menghasilkan berilium-7 dan litium-7, tetapi ini adalah elemen transisi yang bergabung, setelah bertumbukan dengan positron, untuk membuat dua inti helium-4. Sub-rantai lain menghasilkan berilium-8, yang tidak stabil dan secara spontan membelah menjadi dua inti helium-4. Sub proses ini menyumbang sekitar 15 persen dari total produksi energi.

Tahun-tahun emas dalam siklus hidup manusia adalah tahun-tahun di mana energi mulai berkurang, dan hal yang sama berlaku untuk sebuah bintang. Tahun-tahun emas untuk bintang bermassa rendah terjadi ketika bintang tersebut telah mengkonsumsi semua bahan bakar hidrogen di intinya, dan periode ini juga dikenal sebagai deret pasca utama. Reaksi fusi di inti berhenti, dan kulit helium terluar runtuh, menciptakan energi panas karena energi potensial di kulit yang runtuh diubah menjadi energi kinetik.

Panas ekstra menyebabkan hidrogen dalam cangkang mulai melebur kembali, tetapi kali ini, reaksi menghasilkan lebih banyak panas daripada ketika hanya terjadi di inti.

Fusi lapisan kulit hidrogen mendorong tepi bintang keluar, dan atmosfer luar mengembang dan mendingin, mengubah bintang menjadi raksasa merah. Ketika ini terjadi pada matahari dalam waktu sekitar 5 miliar tahun, ia akan memperluas setengah jarak ke Bumi.

Ekspansi disertai dengan peningkatan suhu di inti karena lebih banyak helium yang dibuang oleh reaksi fusi hidrogen yang terjadi di cangkang. Itu menjadi sangat panas sehingga fusi helium dimulai di inti, menghasilkan berilium, karbon, dan oksigen, dan begitu reaksi ini (disebut helium flash) dimulai, ia menyebar dengan cepat.

Setelah helium di cangkangnya habis, inti bintang kecil tidak dapat menghasilkan cukup panas untuk menggabungkan unsur-unsur yang lebih berat yang telah dibuat, dan cangkang yang mengelilingi inti runtuh lagi. Keruntuhan ini menghasilkan sejumlah besar panas – cukup untuk memulai fusi helium di cangkang – dan yang baru reaksi memulai periode ekspansi baru di mana jari-jari bintang meningkat sebanyak 100 kali aslinya radius.

Ketika matahari kita mencapai tahap ini, ia akan mengembang melampaui orbit Mars.

Setiap cerita tentang siklus hidup bintang untuk anak-anak harus menyertakan penjelasan tentang nebula planet, karena mereka adalah beberapa fenomena paling mencolok di alam semesta. Istilah nebula planet adalah keliru, karena tidak ada hubungannya dengan planet.

Ini adalah fenomena yang bertanggung jawab atas gambar dramatis Mata Tuhan (Nebula Helix) dan gambar serupa lainnya yang mengisi internet. Jauh dari sifat planet, nebula planet adalah tanda kematian bintang kecil.

Saat bintang berekspansi ke fase raksasa merah kedua, intinya secara bersamaan runtuh menjadi putih super panas kerdil, yang merupakan sisa padat yang memiliki sebagian besar massa bintang asli yang dikemas menjadi seukuran Bumi bola. Katai putih memancarkan radiasi ultraviolet yang mengionisasi gas di cangkang yang mengembang, menghasilkan warna dan bentuk yang dramatis.

Nebula planet tidak tahan lama, menghilang dalam waktu sekitar 20.000 tahun. Bintang katai putih yang tersisa setelah nebula planet menghilang, bagaimanapun, sangat tahan lama. Ini pada dasarnya adalah gumpalan karbon dan oksigen yang dicampur dengan elektron yang dikemas begitu erat sehingga dikatakan mengalami degenerasi. Menurut hukum mekanika kuantum, mereka tidak dapat dikompresi lebih jauh. Bintang itu satu juta kali lebih padat daripada air.

Tidak ada reaksi fusi yang terjadi di dalam katai putih, tetapi tetap panas karena luas permukaannya yang kecil, yang membatasi jumlah energi yang dipancarkannya. Pada akhirnya akan mendingin menjadi gumpalan karbon hitam yang lembam dan elektron yang terdegenerasi, tetapi ini akan memakan waktu 10 hingga 100 miliar tahun. Alam semesta belum cukup tua untuk hal ini terjadi.

Sebuah bintang seukuran matahari akan menjadi katai putih ketika mengkonsumsi bahan bakar hidrogennya, tetapi bintang dengan massa di intinya 1,4 kali ukuran matahari mengalami nasib yang berbeda.

Bintang dengan massa ini, yang dikenal sebagai batas Chandrasekhar, terus runtuh, karena gaya gravitasi cukup untuk mengatasi hambatan luar dari degenerasi elektron. Alih-alih menjadi katai putih, mereka menjadi bintang neutron.

Karena batas massa Chandrasekhar berlaku untuk inti setelah bintang memancarkan sebagian besar massanya, dan karena massa yang hilang adalah cukup besar, bintang harus memiliki sekitar delapan kali massa matahari sebelum memasuki fase raksasa merah untuk menjadi bintang neutron.

Bintang katai merah adalah bintang yang memiliki massa antara setengah hingga tiga perempat massa matahari. Mereka adalah yang paling keren dari semua bintang dan tidak mengumpulkan banyak helium di intinya. Akibatnya, mereka tidak berkembang menjadi raksasa merah ketika mereka telah kehabisan bahan bakar nuklir mereka. Sebaliknya, mereka berkontraksi langsung menjadi katai putih tanpa menghasilkan nebula planet. Karena bintang-bintang ini terbakar sangat lambat, akan memakan waktu lama – mungkin hingga 100 miliar tahun – sebelum salah satu dari mereka mengalami proses ini.

Bintang dengan massa kurang dari 0,5 massa matahari dikenal sebagai katai coklat. Mereka sama sekali bukan bintang, karena ketika terbentuk, mereka tidak memiliki massa yang cukup untuk memulai fusi hidrogen. Gaya tekan gravitasi memang menghasilkan energi yang cukup bagi bintang-bintang seperti itu untuk memancar, tetapi dengan cahaya yang nyaris tak terlihat di ujung spektrum yang merah jauh.

Karena tidak ada konsumsi bahan bakar, tidak ada yang bisa mencegah bintang seperti itu tetap seperti aslinya selama alam semesta masih ada. Mungkin ada satu atau banyak dari mereka di sekitar tata surya, dan karena mereka bersinar sangat redup, kita tidak akan pernah tahu mereka ada di sana.